Khóa luận tốt nghiệp: Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở Đại học Sư phạm Tp.HCM và phần mềm IRAF

Chia sẻ: _ _ | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:69

Thêm vào BST

Báo xấu

23
lượt xem 10
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Mục đích nghiên cứu của đề tài là sử dụng kính thiên văn Takahashi quang trắc sao biến quang và xử lí hình ảnh bằng chương trình IRAF. Sau đó so sánh kết quả thu được qua ba kính lọc. Mời các bạn tham khảo!

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Khóa luận tốt nghiệp: Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở Đại học Sư phạm Tp.HCM và phần mềm IRAF

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH Nguyễn Trọng Nhân QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC Thành phố Hồ Chí Minh - 2020
BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH Nguyễn Trọng Nhân QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF Chuyên ngành : Sư phạm Vật lí KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. CAO ANH TUẤN Thành phố Hồ Chí Minh - năm 2020
LỜI CẢM ƠN ----------o0o ---------- Để có thể hoàn thành khóa luận tốt nghiệp này, em xin trân trọng gửi lời cảm ơn chân thành đến thầy Cao Anh Tuấn giảng viên hướng dẫn đề tài, người đã dành nhiều thời gian quý báu để theo sát và hướng dẫn, hỗ trợ em trong suốt quá trình thực hiện. Thầy là người đã giúp em thực hiện đề tài đúng mục tiêu và kịp tiến độ, phát hiện những lỗi sai, những điều còn thiếu sót. Những lời khuyên quý báu, lời góp ý và phê bình sâu sắc, cùng sự giúp đỡ tận tình của Thầy đã giúp em hoàn thành và hoàn thiện luận văn này. Em xin trân trọng cảm ơn các thầy cô Trường Đại học Sư phạm TPHCM đã truyền đạt cho em những kiến thức và kỹ năng nền tảng trong suốt quá trình theo học tại đây. Với những hạn chế về kiến thức của bản thân nên báo cáo khóa luận của em không tránh khỏi những sai sót. Em rất mong nhận được những ý kiến đóng góp, nhận xét từ quý thầy, cô để em được hoàn thiện hơn và rút ra những bài học kinh nghiệm bổ ích để có thể áp dụng vào thực tiễn một cách hiệu quả trong tương lai. Em kính chúc các quý thầy, cô luôn có nhiều sức khỏe, niềm vui và thành công trong công việc. Xin chân thành cảm ơn!
Mục Lục Mở Đầu.................................................................................................................. 1 CHƯƠNG 1........................................................................................................... 3 LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN....................................................... 3 1.1 Quan sát bầu trời ......................................................................................... 3 1.1.1 Thiên cầu .............................................................................................. 3 1.1.2 Hệ tọa độ chân trời ............................................................................... 3 1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo................................................................................ 4 1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn ...................................................................... 5 1.3 Cấp sao ........................................................................................................ 6 1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) ............................................ 6 1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) ............................................. 7 1.4.1 Đại cương về sao .................................................................................. 9 1.4.2 Sao biến quang ..................................................................................... 9 CHƯƠNG 2......................................................................................................... 11 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC ................... 11 2.1 Hệ kính thiên văn Takahashi ..................................................................... 11 2.2 CCD camera ............................................................................................. 12 2.2.1 Cấu tạo CCD ...................................................................................... 12 2.2.2 Nguyên tắc hoạt động của CCD......................................................... 13 2.3 Phương pháp xử lí ảnh .............................................................................. 15 2.3.1 Phương pháp xử lí nhiễu .................................................................... 16 2.3.2 Phương pháp quang trắc .................................................................... 16 PHẦN 3 ............................................................................................................... 18 PHẦN MỀM IRAF VÀ CÁC BƯỚC XỬ LÍ ẢNH ........................................... 18 3.1 Phần mềm IRAF ........................................................................................ 18 3.2.1 Các bước xử lí ảnh ............................................................................. 19 i
3.2.2 Đo cấp sao nhìn thấy .......................................................................... 36 CHƯƠNG 4......................................................................................................... 40 KẾT QUẢ QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG ............................................. 40 4.1 Cụm sao M42 ............................................................................................ 40 4.1.1 Cụm sao M42 qua kính lọc F2 ........................................................... 40 4.1.2 Cụm sao M42 qua kính lọc F3 ........................................................... 42 4.1.3 Cụm sao M42 qua kính lọc F4 ........................................................... 45 4.2 Sao Erori .................................................................................................... 46 4.2.1 Sao Erori qua kính lọc F2................................................................... 48 4.2.2 Sao Erori qua kính lọc F3................................................................... 50 4.2.3 Sao Erori qua kính lọc F4................................................................... 52 4.3 Sao 98955 .................................................................................................. 54 4.4 Sao Arcturus .............................................................................................. 55 4.5 Sao Regulus ............................................................................................... 56 4.6 Kết luận ..................................................................................................... 57 TÀI LIỆU THAM KHẢO ................................................................................... 59 ii
Danh mục hình ảnh Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời ................................................................................. 4 Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo .................................................................................. 5 Hình 2.1: Hệ kính thiên văn Takahashi ................................................................ 11 Hình 2.2: CCD ST7 .............................................................................................. 12 Hình 2.3: Cấu tạo của CCD [5] ............................................................................ 13 Hình 2.4: Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị [4] ............................................................................................................... 14 Hình 2.5: Giao diện phần mền CCDsoft và thẻ điều khiển camera [4] ................ 14 Hình 2.6: CCD H18 .............................................................................................. 15 Hình 2.7: Thứ tự bán kính R1, R2 và R3 ............................................................. 17 Hình 3.1: Giao diện phần mền IRAF.................................................................... 19 Hình 3.2: Các thông số của darkcombine ............................................................. 21 Hình 3.3: Ảnh Dark .............................................................................................. 22 Hình 3.4: Các thông số của flatcombine .............................................................. 23 Hình 3.5: Ảnh Flat ................................................................................................ 24 Hình 3.6: Ảnh Flattrudarkchiamean ..................................................................... 25 Hình 3.7: Ảnh light của sao 98995 ....................................................................... 28 Hình 3.8: Ảnh sao 98955 đã được xử lí hoàn chỉnh ............................................. 28 Hình 3.9: Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh ......................... 30 Hình 3.10: Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh ....................... 31 Hình 3.11:Tinh vân M42 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ........................ 32 Hình 3.12: Sao Erori chụp qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ...................... 32 Hình 3.13: Sao Regulus qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh.......................... 33 Hình 3.14: Sao 98955 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh ............................. 33 Hình 3.15: Sao 98955 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. ............................ 34 Hình 3.16: Sao 98955 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ............................. 35 Hình 3.17: Sao Arcturus qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh. ........................ 35 Hình 3.18: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của một ngôi sao trong Cụm M42 .............................................................................................................................. 37 Hình 3.19: Các thông số của gói phot .................................................................. 38 Hình 3.20: Cấp sao của một ngôi sao trong cụm sao M42 ................................... 39 Hình 4.1: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 ............. 41 Hình 4.2: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 ............. 43 iii
Hình 4.3: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 ............. 45 Hình 4.4: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F2 ...................................................... 49 Hình 4.5: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F3 ...................................................... 51 Hình 4.6: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F4 ...................................................... 52 Hình 4.7: Sao 98955 qua kính lọc F3 ................................................................... 54 Hình 4.8: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao 98955 ........................ 55 Hình 4.9: Sao Arcturus qua kính lọc F2 ............................................................... 55 Hình 4.10: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Arcturus .................. 56 Hình 4.11: Sao Regulus qua kính lọc F2 .............................................................. 56 Hình 4.12: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Regulus ................... 57 iv
Danh mục Bảng Bảng 3.1: Danh sách thiên thể quang trắc ............................................................ 29 Bảng 4.1: Cấp sao của một số sao trong cụm sao M42 qua các kính lọc F2, F3 và F4 .............................................................................................................................. 40 Bảng 4.2: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F2 ......................................... 41 Bảng 4.3: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F3 ......................................... 44 Bảng 4.4: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F4 ......................................... 45 Bảng 4.5: Cấp sao của sao Erori qua các kính lọc F2, F3 và F4 .......................... 48 Bảng 4.6: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F2................................................. 50 Bảng 4.7: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F3................................................. 51 Bảng 4.8: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F4................................................. 53 v
Danh mục đồ thị Đồ thị 4.1: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 ... 42 Đồ thị 4.2: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 ... 44 Đồ thị 4.3: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 ... 46 Đồ thị 4.4: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm M42 qua ba kính lọc .......... 46 Đồ thị 4.5: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F2 .......................... 50 Đồ thị 4.6: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F3 .......................... 52 Đồ thị 4.7: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F4 .......................... 53 Đồ thị 4.8: Đồ thị biểu diễn cấp sao Erori qua ba kính lọc .................................. 54 vi
Danh mục Ký hiệu và chữ viết tắt CCD ST7: Charge – Coupled Devices ST7. IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility. α: Xích kinh. 𝜹: Xích vĩ. A: Độ phương. h: Góc tính từ đường chân trời lên thiên thể. 𝜺: Năng lượng photon. E: Độ rọi của sao. L: Độ trưng của sao. M: Cấp sao tuyệt đối của sao. m: Cấp sao nhìn thấy của sao. d: Khoảng cách từ trái đất tới ngôi sao. Aap: Mật độ số đếm. Ssky: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao. Nap: Tổng số đếm trong diện tích chứa ngôi sao. texp: Thời gian phơi ảnh. FWHM: Full at Half Maximum ( Bề rộng một nữa chiều cao của tổng số điểm của sao). vii
Mở Đầu Lí do chọn đề tại Từ xa xưa con người đã quan sát và tìm hiều thiên văn, đồng thời dựa vào sự chuyển động của các thiên thể để ứng dụng vào trong cuộc sống. Quang trắc là phép đo cơ bản của thiên văn quan sát thực nghiệm. Giúp ta có thể xác định được năng lượng của thiên hà, cụm sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ gửi đến kính thiên văn từ đó ta có thể suy ra cấp sao. Từ cấp sao và kết hợp một số phương pháp khác ta có thể xác định khoảng cách sao đến Trái Đất, đo khối lượng sao và tính tuổi sao. Sao biến quang là sao có độ sáng thay đổi. Sao biến quang có chu kì sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi sáng từ vài giờ đến hàng năm. Biên độ dao động của độ sáng có thể dao động từ vài phần trăm cấp sao đến 15-17 cấp sao. Việc nghiên cứu sao biến quang giúp ta biết được các quá trình vật lí diễn ra bên trong, trên và xung quanh ngôi sao. Sao biến quang còn cho ta biết các thông tin về quá trình hình thành các thiên thể trong vũ trụ. Mục đích của đề tài Sử dụng kính thiên văn Takahashi quang trắc sao biến quang và xử lí hình ảnh bằng chương trình IRAF. Sau đó so sánh kết quả thu được qua ba kính lọc. Mục tiêu của đề tài Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang chụp bằng kính thiên văn Takahashi và so sánh các kết quả thu được. Đối tượng Sử dụng kính thiên văn Takahashi, CCD H18, CCD ST7 để chụp ảnh sao biến quang. Dùng phần mền IRAF phân tích hình ảnh, đo cấp sao của sao biến quang. Phạm vi nghiên cứu Tìm hiểu kính thiên văn Takahashi Đại học Sư phạm TP.HCM, CCD ST7, CCD H18 và phần mềm IRAF trên hệ điều hành Linux. 1
Phương pháp nghiên cứu Lý thuyết thu thập và xử lí thông tin từ sách, báo, luận văn….Trao đổi với giảng viên hướng dẫn. Thực hành chụp ảnh sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi và CCD. Đo cấp sao bằng phần mềm IRAF và DS9. Ý nghĩa thực tiễn Đề tài này giúp ta biết được cách đo cấp sao của sao biến quang và bổ sung một số dữ liệu vào thư viện thiên văn Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh. 2
CHƯƠNG 1 LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN 1.1 Quan sát bầu trời 1.1.1 Thiên cầu Khi quan sát bầu trời từ trái đất, ta quá nhỏ bé so với trái đất, tầm nhìn bị giới hạn bởi đường chân trời, đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đó ta có thể tưởng tượng bầu trời như một mặt cầu khổng lồ bao quanh trái đất, và ta gọi nó là thiên cầu. Trên thiên cầu có các vì sao và các thiên thể, chúng được xác định bằng hệ tọa độ chân trời và hệ tọa độ xích đạo. [1] Trên thiên cầu, các vì sao được con người chia thành nhiều nhóm gọi là các chòm sao, khoảng cách giữa chúng gần như không đổi.Vì trái đất quay, nên ta quan sát sẽ thấy các vì sao chuyển động cùng nhau vạch ra những quỹ đạo của chúng gọi là đường nhật động. Những đường nhật động là những đường tròn đồng tâm, có tâm gần sao Bắc Đẩu. 1.1.2 Hệ tọa độ chân trời Để xác định tọa độ của một ngôi sao trên thiên thể ta có thể sử dụng các hệ tọa độ trong thiên văn. Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng hai thông số: độ cao h và độ phương A. Trong đó độ cao h: góc tính từ đường chân trời lên thiên thể, và độ phương A: góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời (Hình 1.1). Độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ bị thay đổi do nhật động, do đó hệ 3
tọa này không thể ghi chép chính xác vị trí của một thiên thể. Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời 1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng xích vĩ  và xích kinh α (góc từ điểm xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) (Hình 1.2). Vì điểm xuân phân γ gần như nằm yên trong không gian nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Như vậy ta thấy cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát, nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. 4
Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo 1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao,… Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (Brightness). Nói chung, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi mà nó tạo ra. Trong thiên văn độ rọi có đơn vị là cấp sao (độ 5
rọi trong vật lí được tính qua flux) [3]. Quan sát độ rọi của sao qua cấp sao được phát hiện từ rất sớm khoảng thế kỉ II TCN bởi nhà thiên văn người Hy Lạp là Hipparchus. Dựa trên cơ sở là mắt người có thể nhận ra sự khác biệt của hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn kém nhau 2,5 lần. Việc đo đạc cường độ bức xạ của các thiên thể giúp ta biết được các thuộc tính của các thiên thể đó. Cường độ bức xạ của một thiên thể cho ta biết các thông tin của thiên thể đó như: nhiệt độ, năng lượng, kích thước và những thuộc tính khác của thiên thể. Đặc biệt từ cường độ bức xạ của thiên thể ta có thể ước lượng khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất. 1.3 Cấp sao 1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) Cấp sao nhìn thấy là một thang đơn vị đặc biệt biểu diễn độ rọi của các thiên thể trong thiên văn, ký hiệu của cấp sao nhìn thấy là m với quy ước là: sao có cấp sao nhìn thấy càng bé thì sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng). Nếu hai sao khác nhau n cấp thì độ rọi khác nhau (2,512)n lần. Như vậy ta có thể suy ra được nếu hai sao khác nhau 5 cấp thì độ rọi khác nhau 100 lần. Ta có tỷ số độ rọi: 𝐸1 = (2,512)𝑚2−𝑚1 (1.1) 𝐸2 trong đó: m1 cấp sao nhìn thấy ứng với E1, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2. Như vậy ta có thể suy ra 2 sao khác nhau năm cấp thì 𝐸1 = (2,512)5 = 100 (1.2) 𝐸2 trong đó: E1 là độ rọi của sao 1, E2 là độ rọi của sao thứ 2. Ta có thể viết lại dưới dạng khác 6
𝐸1 log = 0,4(𝑚2 − 𝑚1 ) (1.3) 𝐸2 Công thức trên gọi là công thức Pogson (đặt theo tên nhà thiên văn Anh N.R Pogson) Sao mờ nhất mà mắt ta còn nhìn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn thì ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, công dụng của kính thiên văn giúp ta phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt trần không nhìn thấy được. Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó [1]. 1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) Cấp sao của một ngôi sao không chỉ phụ thuộc vào năng lượng bức xạ mà còn phụ thuộc vào khoảng cách của nó đến Trái Đất. Cấp sao nhìn thấy không thể thể hiện được điều này, nên trong thiên văn người ta quy định thêm cấp sao tuyệt đối. Cấp sao tuyệt đối (M) của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách của chúng đến trái đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hàng năm bằng giây). Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao có thể xác định qua cấp sao nhìn thấy và thị sai hàng năm 𝜋. Ta đã biết cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao là m và khoảng cách thực của nó đến Trái Đất là d (parsec). Cấp sao tuyệt đối M của một thiên thể được xác định bởi biểu thức: 𝑀 = 𝑚 + 5 + 5 log 𝜋 = 𝑚 + 5 − 5 log 𝑑 (1.4) trong đó: M là cấp sao tuyệt đối. m là cấp sao nhìn thấy. 𝜋 là thị sai hàng năm d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất. 7
Vào năm 1912 một nhà thiên văn nữ người Mỹ đã nhận thấy một số sao biến quang trong chùm sao Cepheus (Thiên Vương) có chu kỳ biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt đối: chu kỳ càng dài, cấp sao càng lớn. Vậy ta có thể dựa vào chu kỳ biến quang của những sao loại này để có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó có thể xác định khoảng cách của chúng. Chu kỳ này có thể xác định bằng quang trắc thiên văn. Như vậy cấp sao tuyệt đối phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. 1.3.3 Độ trưng (Luminosity). Khái niệm độ trưng là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của các thiên thể (L). Khác với công suất bức xạ trong vật lý, thì trong thiên văn độ trưng có mối liên hệ mật thiết với cấp sao tuyệt đối. Mối liên hệ giữa độ rọi và công suất bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể chiếu đến Trái Đất 𝐿 = 4𝜋𝑑 2 𝐸 (1.6) trong đó d: khoảng cách đến thiên thể. Nếu ta tính tỷ số công suất bức xạ giữa hai thiên thể 1 và 2 thì ta có: 𝐿1 𝑑12 𝐸1 = (1.7) 𝐿2 𝑑22 𝐸2 Nếu khoảng cách của các thiên thể đến với Trái Đất là như nhau thì ta có thể viết lại: 𝐿1 𝑑12 𝐸1 𝐸𝑀 1 = = (1.8) 𝐿2 𝑑22 𝐸2 𝐸𝑀 2 Áp dụng công thức Pogson 𝐸𝑀 1 log = 0,4(𝑀2 − 𝑀1 ) (1.9) 𝐸𝑀 2 8
Như vậy cấp sao tuyệt đối có thể phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. [1] 1.4 Sao 1.4.1 Đại cương về sao Sao là một trong những vật thể trong vũ trụ, nó là một quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, là lò phản ứng hạt nhân tự nhiên tỏa ra năng lượng vô cùng lớn và nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma. Ta chỉ có thể nghiên cứu sao thông qua bức xạ của nó gửi đến trái đất từ đó ta có thể xác định được các đại lượng như cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối từ các đại lượng trên ta có thể biết được các thông tin cơ bản của ngôi sao như bán kính, khối lượng, nhiệt độ…. Từ đó ta có thể dự đoán được các quá trình vật lý diễn ra trên bề mặt của ngôi sao. Dựa vào bức xạ của sao ta có thể chia sao thành hai loại chính là: sao thường và sao biến quang. Sao thường là sao ở giai đoạn ổn định cho bức xạ không đổi do đó nhiệt độ, cấp sao,… gần như không đổi. Sao biến quang là sao có cường độ sáng thay đổi. 1.4.2 Sao biến quang Sao biến quang là những ngôi sao có độ sáng thay đổi đáng kể do các quá trình vật lí bên trong, trên hoặc xung quanh ngôi sao. Có nhiều loại sao biến quang và mỗi loại đại diện cho một cách thay đổi khác nhau của ngôi sao. Các ngôi sao có thể thay đổi kích thước, hình dạng hoặc nhiệt độ theo thời gian, chúng có thể thay đổi nhanh chóng cường độ bức xạ do các quá trình vật lý xung quanh ngôi sao (bồi tụ và phun trào) hoặc sự thay đổi này có thể bị che khuất bởi các ngôi sao hoặc hành tinh trên quỹ đạo xung quanh chúng. Điều quan trọng là một cái gì đó đang xảy ra về mặt vật lý đối với chính ngôi sao hoặc ở khu vực lân cận [6]. Ta có thể thấy một ngôi sao lấp lánh trên bầu trời, nhưng sự biến đổi đó có thể do bầu khí quyển Trái Đất. Các ngôi sao biến quang tự thay đổi, không phụ thuộc vào bất cứ điều gì xảy ra ở đây trên Trái đất. [6] Các ngôi sao biến quang được ví như một phòng thí nghiệm trong vũ trụ, nếu chúng ta có thể hiểu được ánh sáng từ một ngôi sao biến quang thay đổi như thế nào thì chúng ta có thể hiểu các quá trình vật lý diễn ra ở ngôi sao. Nghiên cứu sao biến quang 9
có thể cho chúng ta biết về quá trình tiến hóa sao từ lúc hình thành đến lúc chết, từ đó giúp ta xây dựng một bức tranh hoàn chỉnh hơn về vũ trụ mà chúng ta đang sống. Các nhà khoa học chia sao biến quang thành ba loại chính đó là sao biến quang co nở, sao biến quang đột biến, và sao biến quang do che khuất. Mỗi loại sao biến quang có những đặc điểm riêng. Sao biến quang do che khuất là các hệ sao đôi (Binary – stars) hay hệ sao kép (Doubles-stars). Độ sáng của mỗi ngôi sao không thay đổi nhưng do quá trình chuyển động xung quanh một khối tâm chung nên chúng che khuất lẫn nhau. Nên quang thông đến nơi quan sát biến thiên tuần hoàn. Sao biến quang co nở (Variable – stars) là sao có độ sáng biến đổi một cách tuần hoàn do quá trình vận động vật chất của ngôi sao gây nên. Chu kỳ của sao này từ vài phút đến vài năm tùy thuộc vào kích thước của sao. Sao biến quang đột biến là những sao chỉ có thể nhìn thấy qua kính thiên văn cực mạnh, nhưng có những thời điểm chúng bùng sáng lên một cách đột ngột. độ sáng có thể tăng lên hàng chục vạn lần (sao mới) hoặc cỡ triệu lần rồi tắt đi. Đó là sao mới và sao siêu mới. [1] 10